CO 到 H2 的转换因子

CO 谱线发射是分子星际介质最易获取且最广泛使用的示踪物。这使得将观测到的 CO 强度转换为总 H2 气体质量对于理解我们银河系及更远处的恒星形成与星际介质至关重要。我们回顾了在不同环境中估算该 CO 到 H2 “转换因子” Xco 的理论基础、技术与结果。在银河系盘中，我们推荐转换因子 Xco = 2x10^{20} cm^-2/(K km/s)^-1，不确定性为 +/-30%。对其他“正常星系”的研究在类似银河系的盘中返回了相近的值，但具有更大的散布与系统不确定性。偏离这一银河系转换因子的现象既被观测到也被理论预期。基于尘埃的测定、理论论证与标度关系均表明，Xco 随金属丰度降低而增加，在金属丰度低于约 1/3-1/2 太阳金属丰度时急剧上升，这与将屏蔽识别为关键参数的模型预测一致。基于谱线建模与尘埃观测，Xco 似乎在部分（但非全部）星系的中心明亮区域下降，这些区域通常与明亮 CO 发射区及高恒星面密度区重合。这种较低的 Xco 也存在于星暴星系以分子为主的星际介质中，多项证据表明该环境下 CO 到 H2 的转换因子较低。在高红移处，关于该转换因子的直接证据仍然稀缺；我们回顾了基于动力学建模与其他论证的已知结果。